Evolução Estelar II Um resumo do processo de estrutura e evolução estelar 1
Por quê as estrelas evoluem (mudam de um estado para outro)? Geração de energia Fusão requer combustível, que é esgotado durante o processo. Outros tipos de reações nucleares são possíveis a temperaturas mais altas, queimando outros elementos Colapso gravitacional e contração também geram energia A opacidade afeta o transporte de energia do interior estelar para a superfície 2 2
Modelos estelares O que sabemos de interiores estelares vem de: Observações do Sol Observações de estrelas próximas Simulações computacionais das camadas do interior estelar Isso significa que, para refinar os modelos de como estrelas são criadas e mantidas, necessitamos verificar os resultados do modelo com as observações mais recentes. 3 3
Modelos Estelares Modelos computacionais baseiam-se em: Equilíbrio hidrostático Cada camada da estrela sustenta as camadas mais externas Transporte energético Vale a lei zero da termodinâmica: energia flui de regiões mais quentes para as mais frias na estrela. Conservação de massa A massa total da estrela é a soma de todas as camadas no interior estelar. Conservação de energia A luminosidade total corresponde à energia total produzida em todas as regiões da estrela 4 4
Estrutura estelar: o que é importante? 5 5
Estrutura estelar: o que é importante? As principais propriedades físicas (pressão, temperatura, densidade) 5 5
Estrutura estelar: o que é importante? As principais propriedades físicas (pressão, temperatura, densidade) Equilíbrio hidrostático 5 5
Estrutura estelar: o que é importante? As principais propriedades físicas (pressão, temperatura, densidade) Equilíbrio hidrostático Equação de estado do material estelar 5 5
Estrutura estelar: o que é importante? As principais propriedades físicas (pressão, temperatura, densidade) Equilíbrio hidrostático Equação de estado do material estelar O transporte de energia (convecção versus radiação). 5 5
Estrutura estelar: o que é importante? As principais propriedades físicas (pressão, temperatura, densidade) Equilíbrio hidrostático Equação de estado do material estelar O transporte de energia (convecção versus radiação). A opacidade 5 5
Equilíbrio Hidrostático Um fato observacional importante é que estrelas não mudam rapidamente*, logo sua estrutura interna deve ser razoavelmente estável. Na teoria de interiores estelares, essa observação é descrita pela condição de equilíbrio hidrostático. Então, o que mantém a estrutura de uma estrela? 6 6
Equilíbrio Hidrostático Um fato observacional importante é que estrelas não mudam rapidamente*, logo sua estrutura interna deve ser razoavelmente estável. Na teoria de interiores estelares, essa observação é descrita pela condição de equilíbrio hidrostático. Então, o que mantém a estrutura de uma estrela? * Bem, quase todas. Também há estrelas pulsantes! 6 6
Equilíbrio Hidrostático 7 7
Como esse processo funciona no interior estelar? 8 8
Como esse processo funciona no interior estelar? Equilíbrio hidrostático significa que há um balanço entre gravidade e pressão em cada camada esfericamente simétrica da estrela. 8 8
Como esse processo funciona no interior estelar? Gravidade comprime Equilíbrio hidrostático significa que há um balanço entre gravidade e pressão em cada camada esfericamente simétrica da estrela. 8 8
Como esse processo funciona no interior estelar? Gravidade comprime Pressão interna empurra para fora Equilíbrio hidrostático significa que há um balanço entre gravidade e pressão em cada camada esfericamente simétrica da estrela. 8 8
Como esse processo funciona no interior estelar? Gravidade comprime Pressão interna empurra para fora Equilíbrio hidrostático significa que há um balanço entre gravidade e pressão em cada camada esfericamente simétrica da estrela. Se a gravidade é maior a casca colapsa 8 8
Como esse processo funciona no interior estelar? Gravidade comprime Pressão interna empurra para fora Equilíbrio hidrostático significa que há um balanço entre gravidade e pressão em cada camada esfericamente simétrica da estrela. Se a gravidade é maior a casca colapsa Se a pressão é maior a casca se expande 8 8
Let s consider the effects on a small volume within the star, mathematically known as a differential element of mass and denoted dm. 9 9
Let s consider the effects on a small volume within the star, mathematically Considere um known cilindro as a de differential massa dm element situado of mass a uma and distância denoted r do centro dm. da estrela.a força resultante neste elemento de volume é dada pela 2a. Lei de Newton 9 9
Let s consider the effects on a small volume within the star, mathematically Considere um known cilindro as a de differential massa dm element situado of mass a uma and distância denoted r do centro dm. da estrela.a força resultante neste elemento de volume é dada pela 2a. Lei de Newton Em que: F P,t F g. = força gravitacional F P,t = pressão no topo do cilindro F g dm dr F P,b = pressão na base do cilindo F P,b r 9 9
Let s consider the effects on a small volume within the star, mathematically Considere um known cilindro as a de differential massa dm element situado of mass a uma and distância denoted r do centro dm. da estrela.a força resultante neste elemento de volume é dada pela 2a. Lei de Newton Em que: F P,t F g. = força gravitacional F P,t = pressão no topo do cilindro F g dm dr F P,b = pressão na base do cilindo F P,b r Introduzindo os termos acima na 2a. Lei de Newton obtemos: 9 9
Equação de equilíbrio hidrostático 10 10
Equação de equilíbrio hidrostático Gravidade Gradiente de pressão 10 10
Equação de estado Descreve a relação entre pressão, temperatura e densidade: gases normais (ou gases perfeitos) gases degenerados Alta pressão é independente da temperatura Decorrente do princípio da exclusão de Pauli (só se aplica a férmions MQ) Teorema de Vogt-Russel Todo o processo evolutivo de uma estrela é determinado por sua massa e composição química. (... Mas atenção para pecularidades em sistemas binários) Modelos de evolução estelar dependem do entendimento dos processos físicos 11 11
Equação de estado Descrição do material estelar. Relaciona pressão, densidade e temperatura do gás no interior da estrela. Interior estelar: plasma! Comportamento de um plasma pode ser descrito pelo formalismo de gás perfeito. 12 12
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: Ou reescrita como: 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: Ou reescrita como: Onde µ, o peso molecular médio, é a razão entre a massa da partícula e a massa do átomo de hidrogênio m H. 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: Ou reescrita como: Onde µ, o peso molecular médio, é a razão entre a massa da partícula e a massa do átomo de hidrogênio m H. Isso significa que, se a pressão é alta, também a temperatura e a densidade devem ser. O equilíbrio hidrostático requer uma pressão central grande, logo: 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: Ou reescrita como: Onde µ, o peso molecular médio, é a razão entre a massa da partícula e a massa do átomo de hidrogênio m H. Isso significa que, se a pressão é alta, também a temperatura e a densidade devem ser. O equilíbrio hidrostático requer uma pressão central grande, logo: Eq. hidrostático P central alta 13 13
Formalismo matemático: equação de estado de um gás perfeito: Ou reescrita como: Onde µ, o peso molecular médio, é a razão entre a massa da partícula e a massa do átomo de hidrogênio m H. Isso significa que, se a pressão é alta, também a temperatura e a densidade devem ser. O equilíbrio hidrostático requer uma pressão central grande, logo: Eq. hidrostático + Equação de estado P central alta T central, ρcentral altas 13 13
Matéria degenerada O processo de queima de hidrogênio e hélio no interior estelar continua até a exaustão do combustível nuclear. Num determinado momento, toda matéria torna-se degenerada (todos os elétrons são removidos dos átomos e os núcleos coalescem como se fossem um único núcleo). 14 14
Matéria degenerada Quando isso acontece, os elétrons passam a pertencer ao objeto e não mais a um núcleo individual. Os níveis de energia mais baixos são capazes de armazenar praticamente todos os elétrons livres. O princípio da exclusão de Pauli aplica-se a férmions e diz que dois elétrons não podem ocupar o mesmo estado quântico ao mesmo tempo. 15 15
Matéria degenerada Isso faz com que os elétrons prencham os níveis eletrônicos sempre a partir do estado fundamental Nesse caso a matéria encontrase no estado degenerado 16 16
Matéria degenerada Basicamente uma estrela feita de matéria degenerada se comporta como se fosse um único átomo gigante É difícil comprimir a matéria porque os elétrons se recusam a se aproximar dos prótons (barreira coulombiana) Esse tipo de estrelas é conhecido como Anã branca (ou estrela de nêutrons, quando a matéria degenerada são nêutrons). 17 17
Matéria degenerada Em densidades muito altas, todos os níveis de energia estão preenchidos em todo o interior estelar e qualquer compressão adicional viola o princípio da exclusão de Pauli Pressão de degenerescência! Equações de estado degeneradas Para densidades abaixo de 10 6 g/cm 3, caso em que os elétrons são não-relativísticos. Para densidades acima de 10 6 g/cm 3, as energias dos elétrons são relativísticas, para resistir à pressão. 18 18
Na equação de estado de matéria degenerada, a pressão independe da temperatura: 19 19
Na equação de estado de matéria degenerada, a pressão independe da temperatura: Como a pressão de degenerescência independe da temperatura, à medida que a temperatura aumenta, o gás é aquecido mas não existe mais expansão! 19 19
Na equação de estado de matéria degenerada, a pressão independe da temperatura: Como a pressão de degenerescência independe da temperatura, à medida que a temperatura aumenta, o gás é aquecido mas não existe mais expansão! Essa situação tem consequências importantes para estrelas nos estágios finais de evolução, como por exemplo, os núcleos de gigantes vermelhas e também supernovas, anãs brancas e estrelas de nêutrons. 19 19
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. 20 20
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. ρ dr r r +dr 20 20
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. ρ dr r r +dr 20 20
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. Rearranjando essa expressão obtemos a equação de conservação de massa ρ r dr r +dr 20 20
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. Rearranjando essa expressão obtemos a equação de conservação de massa ρ r dr r +dr 20 20
Conservação de massa As quantidades M r, ρ e r que aparecem na eq. de equilíbrio hidrostático não são independentes: a massa M r contida num raio r é determinada pela densidade do material estelar. Relacionamos essas variáveis considerando uma concha fina de espessura dr e massa dm r a um raio r do centro. Rearranjando essa expressão obtemos a equação de conservação de massa A massa no interior estelar varia de acordo com a distância ao centro da estrela. ρ r dr r +dr 20 20
O efeito da massa A massa da estrela desempenha o PAPEL PRINCIPAL no cabo de guerra entre pressão e gravidade. Quanto mais massiva a estrela, maior a pressão necessária para balancear a gravidade. A pressão e a temperatura serão mais altas no interior e suas vizinhanças. Isso apressará o processo de fusão e a estrela será muito mais luminosa. Como o hidrogênio queima mais rápido, mais rapido ela ficará sem combustível. Por outro lado, uma estrela de pouca massa terá uma temperatura central baixa e o hidrogênio queimará muito mais lentamente. 21 21
Relação massa x tempo de permanência na sequência principal. 22 22
Relação massa x tempo de permanência na sequência principal. 22 22
Transporte de energia O interior estelar é denso e dificulta a saída dos fótons do núcleo para a superfície. Em média um fóton solar leva 10 7 anos para chegar à superfície! Há três mecanismos de transporte de energia: Radiação: energia é transportada por emissão e reabsorção de fótons Convecção: energia é transportada por movimento de elementos de massa Condução: energia é trocada em colisões de partículas (geralmente elétrons). 23 23
Fótons no núcleo possuem alta energia e interagem fortemente com a matéria na forma de raios- X e gama. Uma vez gerado, um fóton será rapidamente reabsorvido e reemitido em uma escala de tempo muito curta (~10-8 sec). O fóton continuará sua trajetória sendo absorvido e reemitido, viajando em zigzag. Essa trajétoria é conhecida como random walk. Durante essas interações os fótons vão perdendo energia e acabam chegando à superfície com energias na faixa óptica do espectro. Mas cada fóton percorre um caminho. Assim, ao final das trajetórias haverá um intervalo de energias para os fótons. Radiação 24 24
Fótons no núcleo possuem alta energia e interagem fortemente com a matéria na forma de raios- X e gama. Uma vez gerado, um fóton será rapidamente reabsorvido e reemitido em uma escala de tempo muito curta (~10-8 sec). O fóton continuará sua trajetória sendo absorvido e reemitido, viajando em zigzag. Essa trajétoria é conhecida como random walk. Durante essas interações os fótons vão perdendo energia e acabam chegando à superfície com energias na faixa óptica do espectro. Mas cada fóton percorre um caminho. Assim, ao final das trajetórias haverá um intervalo de energias para os fótons. Radiação 24 24
Distância percorrida pelo fóton: caminho livre médio λ Relação entre o deslocamento d e número de interações N é dado por: Processo extremamente lento. Para o Sol: λ = 0.5 cm R = 6.96 x 10 10 cm N = (d/l) 2 ~ 2x10 22 colisões t reem = ~10-8 s T viagem = ~ 10 14 s ou 10 7 anos λ λ λ d λ λ λ 25 25
Opacidade Interação dos fótons com a matéria produz resistência ao fluxo de energia OPACIDADE. O material é dito opaco à radiação num certo comprimento de onda quando a resistência ao fluxo é quase total! O material é transparente se a resistência à radiação é desprezível. 26 26
Interação dos fótons com a matéria produz resistência ao fluxo de energia OPACIDADE. O material é dito opaco à radiação num certo comprimento de onda quando a resistência ao fluxo é quase total! O material é transparente se a resistência à radiação é desprezível. Ondas de rádio Opacidade passam. não passa. Luz visível 26 26
Matematicamente I final - I initial = - di I initial ds ρ I final 27 27
Matematicamente A mudança na intensidade da radiação incidente enquanto a luz atravessa um determinado meio é proporcional a densidade do gás ρ, à intensidade da radiação I λ e à distância D percorrida através do material. I final - I initial = - di I initial ρ I final ds 27 27
Matematicamente A mudança na intensidade da radiação incidente enquanto a luz atravessa um determinado meio é proporcional a densidade do gás ρ, à intensidade da radiação I λ e à distância D percorrida através do material. I initial I final - I initial = - di ds ρ I final A opacidade depende do comprimento de onda da radiação, por isso é escrita como κ λ. Ela é o coeficiente que indica que fração da intensidade incidente é perdida durante o percurso. 27 27
Fontes de opacidade Interações específicas entre fótons e partículas que contribuem para a perda de intensidade definem como a energia escapa da estrela: Absorção ligado-ligado Absorção ligado-livre Absorção livre-livre Espalhamento 28 28
Opacidade média de Rosseland 29 29
Opacidade média de Rosseland Média, sobre todos os comprimentos de onda, da soma das diferentes contribuições para a opacidade. 29 29
Opacidade média de Rosseland Média, sobre todos os comprimentos de onda, da soma das diferentes contribuições para a opacidade. A opacidade média de Rosseland é uma função complicada da temperatura, densidade e composição química, e é calculada a partir de tabelas para T e ρ para uma dada composição estelar. Um ajuste regular pode ser feito com uma lei de potência: 29 29
Opacidade média de Rosseland Média, sobre todos os comprimentos de onda, da soma das diferentes contribuições para a opacidade. A opacidade média de Rosseland é uma função complicada da temperatura, densidade e composição química, e é calculada a partir de tabelas para T e ρ para uma dada composição estelar. Um ajuste regular pode ser feito com uma lei de potência: 29 29
Opacidade média de Rosseland Média, sobre todos os comprimentos de onda, da soma das diferentes contribuições para a opacidade. A opacidade média de Rosseland é uma função complicada da temperatura, densidade e composição química, e é calculada a partir de tabelas para T e ρ para uma dada composição estelar. Um ajuste regular pode ser feito com uma lei de potência: em que κ 0 é uma constante para uma estrela com determinada composição química. Uma solução para os parâmetros dessa função só é obtida por integração numérica. 29 29
3 2 Log κ (cm 2 g -1 ) 1 0-1 4 5 6 7 Log T (K) 30 30
3 Opacidade versus temperatura para uma estrela com densidade e composição química dadas. Log κ (cm 2 g -1 ) 2 1 0-1 4 5 6 7 Log T (K) 30 30
3 Opacidade versus temperatura para uma estrela com densidade e composição química dadas. Valores de κ(t) para T intermediário ou baixo são inúteis para cálculos numéricos. Log κ (cm 2 g -1 ) 2 1 0-1 4 5 6 7 Log T (K) 30 30
Opacidade versus temperatura para uma estrela com densidade e composição química dadas. Valores de κ(t) para T intermediário ou baixo são inúteis para cálculos numéricos. Log κ (cm 2 g -1 ) 3 2 1 0-1 low T intermediate T Kramer s law 4 5 6 7 Log T (K) high T 30 30
Equilíbrio Radiativo Observamos luminosidades estelares praticamente constante em nossas escalas de tempo, ou seja, não há variações no fluxo superficial conservação de energia! Se essa condição vale para todas as camadas da estrela, então há um balanço entre os mecanismos de emissão e absorção da estrela. 31 31
Equilíbrio Radiativo Observamos luminosidades estelares praticamente constante em nossas escalas de tempo, ou seja, não há variações no fluxo superficial conservação de energia! Energia absorvida = Energia emitida Equilíbrio Radiativo Se essa condição vale para todas as camadas da estrela, então há um balanço entre os mecanismos de emissão e absorção da estrela. 31 31
Equação de transporte Radiativo Se supomos que a energia é transportada do centro para superfície de uma estrela via radiação, podemos encontrar uma relação entre o gradiente de temperatura e o fluxo radiativo: T mais alta T menor 32 32
Equação de transporte Radiativo Se supomos que a energia é transportada do centro para superfície de uma estrela via radiação, podemos encontrar uma relação entre o gradiente de temperatura e o fluxo radiativo: Fluxo de energia T mais alta T menor 32 32
Equação de transporte Radiativo Se supomos que a energia é transportada do centro para superfície de uma estrela via radiação, podemos encontrar uma relação entre o gradiente de temperatura e o fluxo radiativo: Fluxo de energia T mais alta T menor O sinal - indica que o fluxo cai de acordo com o gradiente de temperatura. Normalmente se usa essa expressão em termos da luminosidade L da estrela, ao invés do fluxo F. Lembremos que a relação entre L e F é dada por: 32 32
Assim, se todo o transporte é radiativo, a luminosidade da estrela está relacionada ao gradiente de temperatura por: Se a opacidade cresce, o gradiente de temperatura também cresce. Transporte de energia radiativo ocorre sempre que houver gradiente de temperatura, mas se este for muito grande, o transporte passa a ser, parcialmente, via convecção. 33 33
Assim, se todo o transporte é radiativo, a luminosidade da estrela está relacionada ao gradiente de temperatura por: Equação de transporte radiativo Se a opacidade cresce, o gradiente de temperatura também cresce. Transporte de energia radiativo ocorre sempre que houver gradiente de temperatura, mas se este for muito grande, o transporte passa a ser, parcialmente, via convecção. 33 33
Convecção Na convecção, energia é transportada pelo movimento de células de matéria: gás quente sobe, gás frio desce. 34 34
Convecção Na convecção, energia é transportada pelo movimento de células de matéria: gás quente sobe, gás frio desce. Gás quente de baixo sobe Gás frio de cima desce 34 34
Convecção Na convecção, energia é transportada pelo movimento de células de matéria: gás quente sobe, gás frio desce. Gás quente de baixo sobe Gás frio de cima desce Convecção é um processo extremamente complexo, e ainda não existe uma teoria de transporte convectivo suficientemente boa na literatura. A falta de uma teoria adequada é um dos problemas mais importantes no estudo da estrutura estelar. Felizmente, alguns resultados podem ser obtidos a partir de simplificações no processo convectivo. 34 34
Considere uma célula de matéria a uma distância r do centro de uma estrela em equilíbrio com suas vizinhanças, a uma pressão P e temperatura T. Imagine que a célula sobe uma distância dr. Para expressar essa condição em termos do gradiente de temperatura, de modo que ele seja compatível com a equação de transporte radiativo, duas suposições são feitas: Se a célula é mais densa que o meio, ela afundará novamente. Nesse caso o gás é estável contra o processo convectivo. Se a célula é menos densa que o meio, ela continuará subindo. Nesse caso o gás é instável contra o processo convectivo. 35 35
(P,T,ρ) final (P,T,ρ) final r+dr dr (P,T,ρ) initial (P,T,ρ) initial r 36 36
Condição de convecção: (P,T,ρ) final (P,T,ρ) final r+dr dr (P,T,ρ) initial (P,T,ρ) initial r 36 36
Condição de convecção: A célula deve subir adiabáticamente: isso significa que ela não troca calor com as vizinhanças (ela se resfria por expansão) (P,T,ρ) final (P,T,ρ) final r+dr dr (P,T,ρ) initial (P,T,ρ) initial r 36 36
Condição de convecção: A célula deve subir adiabáticamente: isso significa que ela não troca calor com as vizinhanças (ela se resfria por expansão) A pressão na célula e na vizinhança é a mesma durante todo o processo. (P,T,ρ) final (P,T,ρ) initial (P,T,ρ) final (P,T,ρ) initial r r+dr dr 36 36
A partir dessas suposições, descobrimos que a condição de ascensão da célula é que o gradiente de temperatura na estrela seja maior que o gradiente adiabático (necessário para uma ascensão adiabática da célula). As características da matéria estelar são cruciais no início do processo convectivo. Assim, condições para transporte convectivo podem ser escritas em termos da razão entre os calores específicos do gás γ *. 37 37
38 38
Condição para convecção: 38 38
Condição para convecção: A convecção ocorre quando γ~1 ou quando o gradiente de temperatura é muito acentuado (de modo que o lado direito da equação cresce rapidamente). Onde essas condições ocorrem numa estrela? 38 38
Regiões convectivas 39 39
Regiões convectivas Centros estelares onde gradientes de temperatura muito existem, por causa de uma enorme liberação de energia num volume relativamente pequeno. 39 39
Centros estelares onde gradientes de temperatura muito existem, por causa de uma enorme liberação de energia num volume relativamente pequeno. Estrelas em que os ciclos CNO ou 3α ocorrem, uma vez que esses processos produzem grandes gradientes de temperatura (estrelas da alta sequência principal). Regiões convectivas 39 39
Centros estelares onde gradientes de temperatura muito existem, por causa de uma enorme liberação de energia num volume relativamente pequeno. Estrelas em que os ciclos CNO ou 3α ocorrem, uma vez que esses processos produzem grandes gradientes de temperatura (estrelas da alta sequência principal). Regiões convectivas 39 39
Centros estelares onde gradientes de temperatura muito existem, por causa de uma enorme liberação de energia num volume relativamente pequeno. Estrelas em que os ciclos CNO ou 3α ocorrem, uma vez que esses processos produzem grandes gradientes de temperatura (estrelas da alta sequência principal). Regiões convectivas Main sequence low luminosity high White dwarfs Super-giants Red dwarfs high temperature low Giants 39 39
Regiões frias de estrelas são também sujeitas a processos convectivos, já que nessas regiões γ ~ 1 (ionização). Envelope convectivo. Convecção nas camadas externas do Sol causam os grânulos observados na superfície. Os grânulos brilhantes são bolsões de gás ascendente; as regiões escuras são o gás frio que está afundando. 40 40
Regiões frias de estrelas são também sujeitas a processos convectivos, já que nessas regiões γ ~ 1 (ionização). Envelope convectivo. Convecção nas camadas externas do Sol causam os grânulos observados na superfície. Os grânulos brilhantes são bolsões de gás ascendente; as regiões escuras são o gás frio que está afundando. Granulations over the Sun 40 40
Transporte convectivo Após viajar uma certa distância para a superfície, as células quentes se dissolvem (ET com o meio) liberando a energia térmica. Da mesma forma, células frias afundam e levarão seu déficit de energia até se dissolverem próximas ao centro da estrela. O efeito líquido é um transporte de energia convectivo para a superfície e, por conseguinte, um fluxo de energia convectivo. 41 41
Transporte convectivo Para estabelecer uma relaçao entre o fluxo convectivo (ou a luminosidade) e o gradiente de temperatura é necessário uma descrição mais detalhada do processo. A Teoria do Comprimento de Mistura (MLT) é um modelo relativamente simples e eficiente do transporte convectivo e foi aplicado pela primeira vez a modelos estelares nos anos 30 por Biermann e Cowling. 42 42
Nesse modelo, elementos de massa são descritos por seus tamanhos, que dependem de sua posição relativa dentro da região convectiva. Eles viajam uma distância característica antes de se misturar com o material na vizinhança. Essa distância é chamada comprimento de mistura l e define a espessura da camada convectiva. O comprimento de mistura é normalmente expresso como uma fração da altura de escala de pressão HP (que mede a distância em que a pressão do gás varia por um fator e~2.7) 43 43
α é o parâmetro livre fundamental da MLT. O valor de α é desconhecido a priori e deve ser determinado de forma empírica. Comparações entre modelos de comprimento de mistura e simulações numéricas para diferentes tipos estelares mostram que não há uma escolha única de α que reproduza todos os tipos estelares, mas α depende do tipo estelar. Entretanto a MLT está longe da perfeiçao e teorias convectivas são também um ativo campo de pesquisa. l 44 44
α é o parâmetro livre fundamental da MLT. O valor de α é desconhecido a priori e deve ser determinado de forma empírica. Comparações entre modelos de comprimento de mistura e simulações numéricas para diferentes tipos estelares mostram que não há uma escolha única de α que reproduza todos os tipos estelares, mas α depende do tipo estelar. Entretanto a MLT está longe da perfeiçao e teorias convectivas são também um ativo campo de pesquisa. l 44 44
Radiação versus convecção Transferência radiativa ocorre sempre que existe gradiente de temperatura. Por outro lado, certas condições devem existir para que convecção ocorra. Nos caroços estelares, convecção OU radiação podem dominar o transporte de energia. Nas camadas externas, ambos podem coexistir e transporte uma quantidade significativa de energia. 45 45
Radiação versus convecção Convecção envolve transporte de massa e produz uma composição homogênea (mistura de elementos) na região convectiva. Radiação não contribui para a homogeinização do interior estelar. 46 46
A ocorrência de transporte radiativo ou convectivo depende da fonte de energia e do gradiente de temperatura que, em última análise, depende da massa da estrela. 47 47
A ocorrência de transporte radiativo ou convectivo depende da fonte de energia e do gradiente de temperatura que, em última análise, depende da massa da estrela. Seq, principal superior M > 1.2M CNO cycle 47 47
A ocorrência de transporte radiativo ou convectivo depende da fonte de energia e do gradiente de temperatura que, em última análise, depende da massa da estrela. Seq, principal superior M > 1.2M CNO cycle Seq. principal inferior M < 1.2M pp chain 47 47
A ocorrência de transporte radiativo ou convectivo depende da fonte de energia e do gradiente de temperatura que, em última análise, depende da massa da estrela. Seq, principal superior M > 1.2M CNO cycle Seq. principal inferior M < 1.2M pp chain Envelope radiativo Envelope convectivo Caroço convectivo Caroço radiativo 47 47
Relação massa-luminosidade Quanto mais massiva a estrela, mais rapidamente ela queima hidrogênio e mais luminosa ela será. Vamos determinar agora como a luminosidade da estrela depende de sua massa. 48 48
Relação massa-luminosidade Quanto mais massiva a estrela, mais rapidamente ela queima hidrogênio e mais luminosa ela será. Vamos determinar agora como a luminosidade da estrela depende de sua massa. Pode-se fazer uma estimativa em ordens de grandeza, usando a equação de equilíbrio hidrostático, eq. de estado e eq. de equilíbrio radiativo. 48 48
Relação massa-luminosidade A luminosidade da estrela varia ~ com o cubo de sua massa. Mas ela também depende da opacidade e consequentemente a relação massa-luminosidade não será uma lei de potência simples. Na verdade, as relações observadas podem ser aproximadas por leis de potência com coeficientes diferentes: 49 49
Relação massa-luminosidade A luminosidade da estrela varia ~ com o cubo de sua massa. Mas ela também depende da opacidade e consequentemente a relação massa-luminosidade não será uma lei de potência simples. Na verdade, as relações observadas podem ser aproximadas por leis de potência com coeficientes diferentes: Baixa massa L~ M 4 Massa intermediária L~ M 4 a M 3 Massa grande L~ M 3 49 49
Relação massa-luminosidade A luminosidade da estrela varia ~ com o cubo de sua massa. Mas ela também depende da opacidade e consequentemente a relação massa-luminosidade não será uma lei de potência simples. Na verdade, as relações observadas podem ser aproximadas por leis de potência com coeficientes diferentes: Baixa massa L~ M 4 Massa intermediária L~ M 4 a M 3 Massa grande L~ M 3 Seq. Principal L~ M 4 a L~M 3,5 49 49
Resumo Física da estrutura estelar Eqs. de equilíbrio hidrostático, transporte radiativo, conservação de massa Eqs de estado da matéria comum e degenerada Papel da massa na disputa entre pressão e gravidade e sua relação com o tempo de vida da estrela. 50 50
Resumo Equilíbrio Radiativo Conceito de opacidade Transporte convectivo e a teoria do comprimento de mistura. Regiões convectivas e radiativas 51 51
Créditos Swinburne University of Technology http://astronomy.swin.edu.au/sao/het617 Texto de astronomia e astrofísica (Kepler e Saraiva, IF/UFRGS). http://astro.if.ufrgs.br/ 52 52